XIANGLIU il satellite del pianeta nano GONGGONG . by Giovanni Donati - INSA .

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Aggiornato il 09/05/2020

Xiangliu


E' il satellite del pianeta nano Gonggong (2007 OR10), un oggetto del Disco Diffuso.

Scoperta e denominazione:

Da osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble, nel 2016 è stata annunciata la scoperta di un satellite di circa 100 km di diametro in orbita attorno a Gonggong, (ipotizzando un albedo di 0,2), è stato scoperto da un gruppo di astronomi guidati da Csaba Kiss, durante un'analisi delle immagini archivistiche del telescopio spaziale Hubble di Gonggong. Il team di scoperta aveva sospettato che la lenta rotazione di Gonggong fosse causata dalle forze di marea esercitate da un satellite in orbita. Xiangliu è stato identificato per la prima volta nelle immagini archiviate di Hubble scattate con Wide Field Camera 3 di Hubble il 18 settembre 2010 e del 9 novembre 2009.
La sua scoperta è stata riportata e annunciata da Gábor Marton, Csaba Kiss e Thomas Müller al 48° incontro di la divisione per le scienze planetarie il 17 ottobre 2016.
Il satellite prende il nome da Xiangliu , un mostro-serpente velenoso a nove teste nella mitologia cinese che frequentava il dio dell'acqua Gonggong .

Dati fisici:
Per questo satellite senza nome di cui si conosce ancora poco, si ipotizza un diametro di circa 100 km anche sulla base del fatto che il satellite è molto meno rosso e più scuro di Gonggong difatti la differenza di colore di ΔV-R = 0.43 ± 0.17 (mag) tra primario e satellite è la più grande tra tutti gli oggetti TNO binari conosciuti.
Il suo albedo è teorizzato al 20%.
Tipo spettrale : 
V–I = 1.44±0.17 .

( Nel grafico l'analisi spettrale della superficie del satellite ).

Orbita:
Poiché le osservazioni di Xiangliu coprono solo una piccola parte dell'orbita di Gonggong attorno al Sole, non è ancora possibile determinare se l'orbita di Xiangliu sia prograda o retrograda .
Ipotesi prograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.150±320 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0.29±0.01 , con un periodo di rivoluzione di 25,2223±0.002 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 83.08°±0.86° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 31,99° ± 1,07°.
Ipotesi retrograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.274 ± 193 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0,2828±0.0063 , con un periodo di rivoluzione di 25,2385±0.000362 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 119,14°±0.89° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 104,9° ± 0,82°.

( Nel grafico sopra le possibili orbite con evidenziate quelle più probabili - sotto nelle immagini in sequenza le varie posizioni del satellite osservate con il telescopio spaziale Hubble ).

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A cura di Giovanni Donati.

GONGGONG (2007 OR10) un pianeta nano del Disco Diffuso. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 07/05/2020

Gonggong 
(225.088) 2007 OR10

(225088) 2007 OR₁₀ - Gonggong, è un grande oggetto transnettuniano orbitante intorno al Sole nel disco diffuso - (SDO).

Scoperta:
(225088) 2007 OR₁₀ , Gonggong, fu scoperto il 17 luglio 2007 da Megan E. Schwamb, allora una studentessa di Michael E. Brown, del California Institute of Technology, come parte della propria tesi di dottorato.

( Immagine a lato, una ricostruzione artistica ).

( In grafica gli studi per la determinazione del diametro, la croce nera indicava la probabilità più alta, mentre il segno rosso indica ad oggi il valore più probabile in base alla sua massa ).

Dati fisici:

Ha una magnitudine assoluta (H) di 1,9  e un diametro dell'ordine dei 1230 km; al 2017, è, per dimensioni, il quinto oggetto conosciuto presente oltre l'orbita di Nettuno.
( sopra immagini Herschel ).
Con queste caratteristiche, è assai probabilmente un pianeta nano, sebbene l'IAU non l'abbia inserito in tale categoria, in attesa di maggiori riscontri.

Sulla base dell'Orbita del piccolo satellite di Gonggong (vedi sotto), la relativa massa è stata calcolata in 1,75±0.07 × 10E21 Kg, per una densità di 1.74 ± 0.16 kg/dm3.

( Foto Hubble del satellite nel cerchietto rosso ).

La massa e la densità sono inoltre fattori che determinano se il corpo celeste è in equilibrio idrostatico.
La stima delle dimensioni precedenti di 1535 km, va rivista perché era basata su un ipotetico equatore-in vista.
Data la massa di 1,75 × 10E21 kg, questa dimensione implicherebbe una densità di 0.92 g/cm3, inaspettatamente bassa per un oggetto di tale dimensione. Kiss et altri, stimano che Gonggong è tra 1.210 e 1.295 km di diametro con un valore medio di 1253 km , con un albedo di 0.14±0.01 . La sua gravità è di circa 0,3 m/s2 e la velocità di fuga è di circa 0,61 km/s.
In base alla sua curva di luce, Gonggong ruota su se stesso, con un alta probabilità in 22,40 h , con una minore probabilità in 44,81 h.

Curva di Luce:

( In grafico la sua curva di luce, in pratica è il variare della luminosità in pase alla sua rotazione sul proprio asse, l'assenza di grosse variazioni ci fa comprendere che il possibile pianeta nano ha praticamente la forma di uno sferoide con leggere variazioni di albedo a seconda delle varie zone ).

Parametri orbitali:
In base ai suoi parametri, è classificato come un oggetto del Disco Diffuso.
Orbita a 67,376 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,503 in 553,05 anni, e con un inclinazione sull'Eclittica di 30,739°.
Spazia da un perielio di 33,494 UA fino ad un afelio di 101,259 UA
Riceve energia dal Sole da 1,24 W/m2 al perielio, fino a dieci volte meno con 0,133 W/m2 all'afelio.

( Nell'immagine a lato 2007 OR10 - Gonggong è stato ritrovato su lastre del 1991, queste immagini aumentano di molto il periodo osservativo e permettono di calcolarne con più precisione i parametri orbitali ).

( In grafica l'orbita di Gonggong vista sa sopra e di lato ).

( Posizione di Gonggong sulla volta celeste fino al 2050 ).

Atmosfera:
La presenza di tholine sulla superficie di Gonggong implica la possibile esistenza di una tenue atmosfera di metano, visto che Gonggong occasionalmente al perielio si avvicina al Sole e diventa abbastanza caldo da far evaporare un'atmosfera di metano, la sua massa potrebbe rendere possibile la ritenzione di metano. Durante l'afelio, il metano insieme ad altri volatili si condenserebbe sulla superficie di Gonggong, consentendo l'irradiazione a lungo termine che altrimenti comporterebbe una diminuzione dell'albedo di superficie. Un albedo della superficie inferiore contribuirebbe alla perdita di materiali altamente volatili come l'azoto, poiché un albedo inferiore corrisponde a una maggiore assorbimento della luce dalla superficie anziché essere riflessa, con conseguente maggiore riscaldamento della superficie. Quindi, si prevede che il contenuto di azoto nell'atmosfera di Gonggong si è esaurito per restare in tracce, mentre il metano è probabilmente trattenuto.

Si pensa che Gonggong abbia avuto attività crio-vulcanica insieme a un'atmosfera più sostanziale poco dopo la sua formazione . Si ritiene che tale attività crio-vulcanica sia stata breve e l'atmosfera risultante è gradualmente sfuggita nel tempo. I gas volatili, come azoto e monossido di carbonio, sono stati persi, mentre è probabile che gas meno volatili come il metano rimangano nell'attuale tenue atmosfera.

Superficie:
Lo spettro di Gonggong Mostra le firme spettrali sia per il ghiaccio d'acqua che per il metano, il che lo rende simile nella composizione a Quaoar. La presenza di ghiaccio di metano sulle superfici di entrambi Gonggong e Quaoar implica l'ipotetica esistenza di una tenue atmosfera di metano su entrambi gli oggetti, che lentamente evapora nello spazio.

Leggi anche (EN): 
THE SURFACE COMPOSITION OF LARGE KUIPER BELT OBJECT 2007 OR10.

Nel grafico sopra - Lo spettro di riflettanza assoluta di Gonggong. Le linee grigie mostrano la piena risoluzione dello spettro FIRE di Gonggong. Regioni di scarsa trasmissione atmosferica
sono facilmente identificabili dall'aumento sostanziale del rumore. Per aumentare il segnale al rumore, mostriamo una versione filtrata mediana a 32 canali dello spettro in rosso, con
barre di errore derivate dalla dispersione nei canali. I grandi punti blu mostrano la fotometria WFC3, con le barre di errore orizzontali che rappresentano la larghezza di ogni filtro utilizzato. Le incertezze nella fotometria WFC3 sono più piccole delle dimensioni dei punti dati. Poiché l'albedo di Gonggong non è noto, entrambi i set di dati sono arbitrariamente normalizzati. I dati FIRE e WFC3 mostrano chiaramente una funzione di assorbimento di ~ 1,5 μm, mentre lo spettro FIRE Mostra anche un assorbimento di circa 2,0 μm.
Queste caratteristiche di assorbimento sono caratteristiche del ghiaccio d'acqua sulla superficie.
E' stata rivelata anche una caratteristica di assorbimento a 2,27 μm, indicando la presenza di metanolo insieme ai suoi prodotti di irradiazione sulla sua superficie. Il metanolo dovrebbe colorare la superficie di Gonggong, sebbene l'irradiazione del ghiaccio d'acqua possa spiegare la sua attuale superficie scura.
Indici colore:
B − V = 1,38 ± 0,03 
V − R = 0,86 ± 0,02 
V − I = 1,65 ± 0,028

Satellite:

Xiangliu

Scoperta e denominazione:
Da osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble, nel 2016 è stata annunciata la scoperta di un satellite di circa 100 km di diametro in orbita attorno a Gonggong, (ipotizzando un albedo di 0,2), è stato scoperto da un gruppo di astronomi guidati da Csaba Kiss, durante un'analisi delle immagini archivistiche del telescopio spaziale Hubble di Gonggong. Il team di scoperta aveva sospettato che la lenta rotazione di Gonggong fosse causata dalle forze di marea esercitate da un satellite in orbita. Xiangliu è stato identificato per la prima volta nelle immagini archiviate di Hubble scattate con Wide Field Camera 3 di Hubble il 18 settembre 2010 e del 9 novembre 2009.
La sua scoperta è stata riportata e annunciata da Gábor Marton, Csaba Kiss e Thomas Müller al 48° incontro di la divisione per le scienze planetarie il 17 ottobre 2016.
Il satellite prende il nome da Xiangliu , un mostro-serpente velenoso a nove teste nella mitologia cinese che frequentava il dio dell'acqua Gonggong .

Dati fisici:
Per questo satellite senza nome di cui si conosce ancora poco, si ipotizza un diametro di circa 100 km anche sulla base del fatto che il satellite è molto meno rosso e più scuro di Gonggong difatti la differenza di colore di ΔV-R = 0.43 ± 0.17 (mag) tra primario e satellite è la più grande tra tutti gli oggetti TNO binari conosciuti.
 Il suo albedo è teorizzato al 20%.
Tipo spettrale : 
V–I = 1.44±0.17 .

( Nel grafico l'analisi spettrale della superficie del satellite ).

Orbita:
Poiché le osservazioni di Xiangliu coprono solo una piccola parte dell'orbita di Gonggong attorno al Sole, non è ancora possibile determinare se l'orbita di Xiangliu sia prograda o retrograda .
Ipotesi prograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.150±320 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0.29±0.01 , con un periodo di rivoluzione di 25,2223±0.002 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 83.08°±0.86° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 31,99° ± 1,07°.
Ipotesi retrograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.274 ± 193 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0,2828±0.0063 , con un periodo di rivoluzione di 25,2385±0.000362 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 119,14°±0.89° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 104,9° ± 0,82°.

( Nel grafico sopra le possibili orbite con evidenziate quelle più probabili - sotto nelle immagini in sequenza le varie posizioni del satellite osservate con il telescopio spaziale Hubble ).

SCHEDA RIASSUNTIVA di GONGGONG :

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A cura di Andreotti Roberto.

IL DISCO DIFFUSO, ERIS e GONGGONG ed i CORPI MINORI. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 12/02/2021

IL DISCO DIFFUSO



Il disco diffuso (SDO - Scattered Disk Objects) si sovrappone alla fascia di Kuiper, ma si estende di molto verso l'esterno del sistema solare.
Si crede che questa regione sia la fonte delle comete di breve periodo.
Si ritiene inoltre che gli oggetti del disco diffuso siano stati spinti verso orbite irregolari dall'influenza gravitazionale della iniziale migrazione verso l'esterno di Nettuno.

( Nel grafico gli oggetti del disco diffuso (SDO) sono rappresentati in VERDE ).
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I CAPOSTIPITI:

Il primo oggetto ritenuto tale:

(15874) 1996 TL66

Il primo oggetto del disco diffuso ad essere scoperto fu 1996 TL₆₆, individuato nel 1996 dal Mauna Kea.

Dati fisici:
(15874) 1996 TL66. La soluzione migliori per le dimensioni per questo SDO sono :
(D = 339 ± 20 km, pV = 11.0 + 2.1 − 1,5%, η = 1,15 + − 0.0805) è in contrasto con il risultato del 2008 di Stansberry et al. (D = 575 +/− 115 km, pV = 3,5 +/− 21,0%, η = 1,8 ± 0,3) in base ai flussi di Spitzer-MIPS a 24 e 70 μm.
Il ricalcolo di questi dati porta a flussi molto diversi a 24 μm (0,32 mJy vs 0,38 mJy in Stansberry et al. 2008) e soprattutto a 70 μm (10,1 mJy vs 22 mJy).
Questi flussi rilevati da Spitzer, revisionati, danno una misura migliore (D = 328 km, pV = 11,8%, η = 1,12) in ottimo accordo con la nostra soluzione preferita.

( vedi grafici sotto ).

( a lato le foto della scoperta ).

Parametri orbitali:
L'orbita di (15874) 1996 TL₆₆ è caratterizzata da un semiasse maggiore di 83,403 UA, con un'eccentricità 0.57967 , ed un'inclinazione di 24.006° rispetto all'eclittica, con un periodo di rivoluzione di 761,70 anni.

( Nei grafici i risultati dell'analisi spettrale di 1996 TL66 ).

( Grafico dell'orbita di 1996 TL66 ).
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Il primo scoperto, ma riconosciuto dopo:

(48639) 1995 TL8

Classificazione:
(48639) 1995 TL8 è un oggetto binario trans-nettuniano del disco diffuso nelle regioni più esterne del sistema solare .
1995 TL8 viene classificato come oggetto distaccato (sparso-esteso) dal Deep Ecliptic Survey , poiché la sua orbita sembra essere al di là di interazioni gravitazionali significative con l'orbita attuale di Nettuno . Tuttavia, se Nettuno fosse emigrato verso l'esterno , ci sarebbe stato un periodo in cui Nettuno avrebbe avuto un'eccentricità superiore.

( In grafica sono rappresentate in VIOLA la risonanza orbitale 3:7 con Nettuno, ed in ROSSO le variazioni nel tempo fino a 5000 anni del periodo di rivoluzione di 1995 TL8 , come potete notare la risonanza appare casuale nel ritmo costante delle variazioni che questo oggetto ha nel tempo ).

Le simulazioni effettuate nel 2007 (vedi sopra) , mostrano che 1995 TL8 sembra avere una probabilità inferiore all'1% di essere in risonanza 3:7 con Nettuno, ma comunque esegue orbite casualmente vicino a questa risonanza.

Scoperta:
1995 TL8 è stato scoperto il 15 ottobre 1995 dall'astronoma americana Arianna Gleason come parte del sondaggio Spacewatch al Kitt Peak National Observatory , nei pressi di Tucson, Arizona.
Fu il primo dei corpi attualmente classificati come un oggetto del Disco Diffuso (SDO) ad essere scoperto, precedendo il prototipo SDO (15874) 1996 TL66 di quasi un anno.

Dati fisici:
Attualmente le sue dimensioni sono stimate per un diametro di 176 km, anche se precedentemente era ritenuto essere un oggetto più grande.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +5,290 ± 0,060 mag , con un albedo di 0,369 quindi ha una superficie molto luminosa rispetto a molti altri TNO.
Indici colore :
B - V = 1,04
V - R = 0.69 ± 0.01
B - R = 1,73
V - I = 1.33 ± 0.01

LINK : http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-48639.html 

Satellite:
Una luna è stato scoperta da Denise C. Stephens e Keith S. Noll, da osservazioni fatte con il telescopio spaziale Hubble il 9 novembre 2002, e annunciato il 5 ottobre 2005.
Il satellite, designato S / 2002 (48639) 1 , è relativamente grande , con una massa probabilmente di circa il 10% del primario, e con una differenza di luminosità di 2,2 mag.

La sua orbita non è stata determinata, ma era a una separazione di solo circa 420 chilometri dal primario al momento della scoperta, con un possibile periodo orbitale di circa mezza giornata e un diametro stimato di 80 chilometri, i periodi di rotazione potrebbero essere entrambi sincroni.

LINK : http://www2.lowell.edu/users/grundy/tnbs/48639_1995_TL8.html 

Parametri orbitali:
1995 TL8 orbita intorno al Sole in 380,00 anni (138794,7218 giorni) variando la sua distanza da un perielio di 39,90915 UA , fino ad un afelio di 65,016015 UA , grazie ad un'eccentricità orbitale di 0,2392835 , con un inclinazione di 0,250304° rispetto all'eclittica.
Il suo semiasse-maggiore dell'orbita corrisponde quindi a 52,46258 UA.
Argomento del perielio : 84,08598°
Longitudine del nodo ascendente : 259,97067°

LINK : https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2048639 

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Successivamente sono stati inclusi nella categoria anche 2004 XR₁₉₀ , 2002 TC₃₀₂ , il pianeta nano Eris , Gǃkúnǁ’hòmdímà ed anche: (145451) 2005 RM43 , (184212) 2004 PB112 ,  (470599) 2008 OG19 , (506479) 2003 HB57 , (523635) 2010 DN93 , (523639) 2010 RE64 , (523683) 2014 CP23 , (523706) 2014 HF200 , (523759) 2014 WK509 , (82158) 2001 FP185 , 2015 TH₃₆₇ , ecc.

LINK : “TNOs are Cool”: A Sur vey of the Transneptunian Region IV 

Gli oggetti che presentano una risonanza orbitale con altri corpi, sono mostrati sopra in verde nello schema, da alcuni non sono considerati membri del disco diffuso. Alcune simulazioni suggeriscono che numerosi oggetti potrebbero essere soggetti a risonanze orbitali particolarmente deboli, quali 6:11 - 4:9 - 3:7 - 5:12 - 3:8 - 2:7 - 1:4 , quindi è possibile che diversi corpi già osservati ricadano entro queste categorie, ma potrebbero pure essere casuali.

La maggior parte degli oggetti del disco diffuso (SDO) hanno il perielio all'interno della fascia di Kuiper, ma il loro afelio può trovarsi anche a 150 UA dal Sole.

Inoltre, le orbite degli (SDO) sono molto inclinate rispetto al piano dell'eclittica, spesso addirittura quasi perpendicolari a esso.

Alcuni astronomi ritengono il disco diffuso semplicemente un'altra regione della fascia di Kuiper, e descrivono questi corpi come "oggetti sparsi della fascia di Kuiper".

( Nel grafico si notano, in relazione alle risonanze con Nettuno, delle concentrazioni sulla riga verticale. Mentre si nota anche, che all'aumentare della distanza, aumenta anche l'eccentricità, questo è dovuto al fatto che dei corpi distanti ,abbiamo solo scoperto quelli che con il perielio si avvicinano od oltrepassano la fascia di Kuiper, ma anche al fatto che la migrazione di Nettuno ha perturbato le orbite di tanti altri corpi rendendo le loro orbite molto eccentriche ).

Le attuali teorie sull'origine e sulla composizione del disco diffuso sono ancora altamente incerte, sebbene sia convinzione comunemente che esso sia formato da oggetti della fascia di Kuiper gradualmente deviati dalle proprie orbite a causa dell'interazione gravitazionale con i corpi maggiori del sistema solare esterno, e in particolare dalla migrazione verso l'attuale orbita di Nettuno, e sospinti verso traiettorie fortemente eccentriche ed inclinate, come nel caso di Eris, che raggiunge un'inclinazione di circa 44° rispetto all'eclittica.
Si ipotizza che molte di queste orbite siano instabili, e che gli oggetti del disco diffuso siano in futuro generalmente destinati ad allontanarsi progressivamente dal centro del sistema solare e a raggiungere la nube di Oort o lo spazio interstellare.

Gomes, Rodney S.; Fernandez, Julio A.; Gallardo, Tabare; Brunini, Adrian (2008). "The Scattered Disk: Origins, Dynamics and End States" (PDF).
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I Plutoidi del disco diffuso

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Eris e Disnomia

Eris e la sua luna Disnomia

Eris

Introduzione:
Eris (67,663 UA) è il secondo più grande corpo conosciuto della zona Trans-nettuniana, il primo del Disco Diffuso con 2326 km con un'incertezza di ±12 km, sebbene al momento della scoperta le stime sul diametro erano maggiori: con un diametro stimato di circa 2.400 km sembrava almeno il 5% più grande di Plutone, provocando un dibattito su cosa può essere definito un pianeta.
La dimensione è stata appurata tramite un occultazione stellare nel 2011.

Osservazione:
L'oggetto è abbastanza luminoso, e la sua magnitudine apparente media di +18,8 lo rende visibile da Terra con modesti telescopi, un telescopio con un obiettivo o uno specchio di almeno 20 cm e una camera CCD , dovrebbe permettere di riuscire a fotografarlo in buone condizioni osservative.

( Posizione in cielo, nella Balena [Cetus] , il 17 luglio 2019 ).

Scoperta:
Eris è stato scoperto l'8 gennaio 2005 da un gruppo di astronomi composto da Michael Brown, Chad Trujillo e David Rabinowitz, grazie allo studio di fotografie scattate il 21 ottobre 2003. 

La scoperta è stata annunciata il 29 luglio 2005, lo stesso giorno in cui è stata resa nota l'individuazione di altri due grandi oggetti della fascia di Kuiper, Haumea e Makemake.

^{( Confronto distanze ).}

Dati fisici:
Eris ha una magnitudine assoluta H di -1,17 con albedo superficiale molto alta (0,97± 0,01) e già le prime osservazioni spettroscopiche indicavano che sulla superficie dell'oggetto è presente del metano ghiacciato.
La massa risulta essere 0,0028 Mt , ed è quindi l'oggetto transnettuniano più massivo di tutti, con una densità di circa 2,5 kg/dm3, una gravità di 0,819 m/s2 ed una velocità di fuga pari a 1,38 km/s.
Ruota su se stesso in 25,92 h.
La temperatura in superficie di giorno varia da -217°c al perielio, fino ai -243° dell'afelio.

OCCULTAZIONI STELLARI:

( I risultati dell'occultazione stellare che hanno permesso di determinare il diametro di ERIS pari a 2.326 km, con un'incertezza di soli 12 km. ).

LINK : QUI 

( Sequenza di immagini dell'occultazione stellare ).

( I risultati dell'occultazione del 29 agosto 2013 in Australia ).

CURVE DI LUCE:

( Le curve di luce osservate che hanno permesso di determinare il periodo di rotazione ).

MODELLO TERMICO:

( I risultati delle osservazioni con i telescopi spaziali infrarossi ).

Parametri orbitali:
Molto più di Plutone, la sua orbita è fortemente eccentrica (0,44104) e fortemente inclinata rispetto al piano dell'eclittica di 44.0445°, ha un perielio di 38,2 UA e un afelio di 97,6 UA dal Sole, e ha un periodo di rivoluzione di 556,60 anni, con una variazione notevole della radianza che riceve dal Sole, da 0,93 W/m2 al perielio, scendendo fino a 0,14 W/m2 all'afelio.

( Nel grafico la dispersione spaziale per Eris in arcsec - Un indice di dispersione (o indicatore di dispersione) serve per descrivere sinteticamente una distribuzione statistica quantitativa, e in modo particolare la misura con la quale i suoi valori sono distanti da un valore centrale (identificato con un indice di posizione, solitamente media o mediana).

Superficie:

Gli astronomi eseguirono l'identificazione iniziale di Eris tramite osservazioni spettroscopiche condotte presso il Gemini North Telescope di 8 metri delle isole Hawaii, il 25 gennaio 2005. La luce infrarossa proveniente dall'oggetto ha rivelato la presenza di metano allo stato solido, che indica una superficie molto simile a quella di Plutone, l'unico oggetto della fascia di Kuiper che finora ha rivelato la presenza di tale elemento. Anche il satellite di Nettuno Tritone possiede questo composto chimico in abbondanza, e ciò lo lega agli altri oggetti della fascia. Diversamente da Plutone e Tritone, che sembrano essere violacei, Eris appare tuttavia quasi grigio. Non è ancora noto il processo che possa essere all'origine di colorazioni così differenti.
Il metano molecolare è un composto molto volatile, e la sua presenza su Eris indica che finora l'oggetto ha sempre orbitato nel sistema solare a distanze dal Sole tali che le estreme temperature hanno permesso al metano ghiacciato di persistere; questo contrasta con le osservazioni di un altro oggetto della fascia di Kuiper recentemente individuato, Haumea, che rivelano la presenza di solo ghiaccio d'acqua.

( Rapporto tra gli spettri , ottenuti nella regione ultravioletta-blu / per chiarezza sono scalati in ascissa di -1 ).

APPROFONDIMENTO, CLICCA: QUI - PDF - (EN).

Struttura Interna:

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Disnomia

Dati:
Possiede un satellite, Disnomia di circa 684 km con un albedo di 0,04 (molto scuro) ed una magnitudine assoluta (H) di +5,6 , appare circa sessanta volte meno luminoso del proprio pianeta madre.
Orbita a 37273 ± 64 km da Eris, con eccentricità 0,0062, in 15,786 giorni, si ipotizza che sia in rotazione sincrona.

L'orbita di Disnomia:

Bryan J. Holler , William M. Grundy , Marc W. Buie , Keith S. Noll .

Presentiamo nuovi risultati sul sistema Eris/Disnomia compresa l'analisi di nuove immagini dallo strumento WFC3 sul telescopio spaziale Hubble (HST). 

Sette orbite HST sono state assegnate al programma N°15171 tra gennaio e febbraio 2018, con gli intervalli tra le osservazioni selezionati per campionare Disnomia su un intero periodo orbitale. 

( Immagini HUBBLE camera WFC3 programma 15171 ).

Utilizzando l'astrometria relativa di Eris e Disnomia, abbiamo calcolato l'orbita kepleriana più adatta per Disnomia:

 - 1) Sulla base dell'adattamento kepleriano, troviamo un periodo orbitale di 15.785899±0,000050 giorni, che è in buon accordo con i lavori recenti. 

 - 2) Segnaliamo un'eccentricità diversa da zero di 0,0062 con un livello di errore di 6.2-σ , nonostante una scala temporale stimata di smorzamento dell'eccentricità di ≤17 Myr. 

 - 3) Considerando i volumi sia di Eris che di Disnomia, la nuova densità del sistema è stata calcolata in 2,43±0,05 kg/dm3, una diminuzione di ∼4% dal valore precedente di 2,52±0,05 kg/dm3. 

( Grafico dell'orbita di Disnomia dai dati presi in esame ).

Le nuove misurazioni astrometriche erano sufficientemente precise da rompere la degenerazione dell'orientamento del polo dell'orbita e indicano che Disnomia orbita in modo progrado. 

L'obliquità del polo dell'orbita di Disnomia rispetto al piano dell'orbita eliocentrica di Eris è stata calcolata in 78,29±0.65°, ed è d'accordo con il lavoro precedente; la prossima stagione degli eventi reciproci avverrà nel 2239.

( Grafico della variazione dell'angolo visuale del piano dell'orbita di Disnomia ).

LINK : https://arxiv.org/pdf/2009.13733.pdf 

Denominazione:
L'Unione Astronomica Internazionale , l'ha ufficialmente battezzata con il nome di Disnomia, Δυσνομία, un personaggio della mitologia greca, personificazione della sfrenatezza e del malgoverno.

Ipotesi sulla formazione:
Tra gli oggetti della fascia di Kuiper e del disco diffuso tutti corpi principali hanno almeno un satellite, mentre tra i corpi più piccoli solo nel 10% dei casi è stato osservato un satellite, questo fa ipotizzare che nel passato gli impatti fra i grandi corpi siano stati frequenti. 

Gli scontri fra questi oggetti, con un diametro dell'ordine di grandezza di circa 1.000 km, provocavano una tale espulsione di materia dalla superficie da potersi poi coalizzare in un satellite. 

( Eris e Disnomia, fotografati dal telescopio Keck ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI ERIS:

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GONGGONG 
(225.088) 2007 OR10

(225088) Gonggong è un grande oggetto transnettuniano orbitante intorno al Sole nel disco diffuso - (SDO).

Scoperta:
(225088) Gonggong, fu scoperto il 17 luglio 2007 da Megan E. Schwamb, allora una studentessa di Michael E. Brown, del California Institute of Technology, come parte della propria tesi di dottorato.

( Immagine a lato, ricostruzione artistica ).

( In grafica gli studi per la determinazione del diametro, la croce nera indicava la probabilità più alta, mentre il segno rosso indica ad oggi il valore più probabile in base alla sua massa ).

Dati fisici:

Ha una magnitudine assoluta (H) di 1,9  e un diametro dell'ordine dei 1230 km; al 2017, è, per dimensioni, il quinto oggetto conosciuto presente oltre l'orbita di Nettuno.
( sopra immagini Herschel ).
Con queste caratteristiche, è assai probabilmente un pianeta nano, sebbene l'IAU non l'abbia inserito in tale categoria, in attesa di maggiori riscontri.

Sulla base dell'Orbita del piccolo satellite di Gonggong (vedi sotto), la relativa massa è stata calcolata in 1,75±0.07 × 10E21 Kg, per una densità di 1.74 ± 0.16 kg/dm3.

( Foto Hubble del satellite nel cerchietto rosso ).

La massa e la densità sono inoltre fattori che determinano se il corpo celeste è in equilibrio idrostatico.
La stima delle dimensioni precedenti di 1535 km, va rivista perché era basata su un ipotetico equatore-in vista.
Data la massa di 1,75 × 10E21 kg, questa dimensione implicherebbe una densità di 0.92 g/cm3, inaspettatamente bassa per un oggetto di tale dimensione. Kiss et altri, stimano che Gonggong è tra 1.210 e 1.295 km di diametro con un valore medio di 1253 km , con un albedo di 0.14±0.01 . La sua gravità è di circa 0,3 m/s2 e la velocità di fuga è di circa 0,61 km/s.
In base alla sua curva di luce, Gonggong ruota su se stesso, con un'alta probabilità in 22,4h , e con una minore probabilità in 44,81 h.

Curva di Luce:

( In grafico la sua curva di luce, in pratica è il variare della luminosità in pase alla sua rotazione sul proprio asse, l'assenza di grosse variazioni ci fa comprendere che il possibile pianeta nano ha praticamente la forma di uno sferoide con leggere variazioni di albedo a seconda delle varie zone ).

Parametri orbitali:

In base ai suoi parametri, è classificato come un oggetto del Disco Diffuso.
Orbita a 67,376 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,503 in 553,05 anni, e con un inclinazione sull'Eclittica di 30,379°.
Spazia da un perielio di 33,494 UA fino ad un afelio di 101,259 UA
Riceve energia dal Sole da 1,24 W/m2 al perielio, fino a dieci volte meno con 0,133 W/m2 all'afelio.

( Nell'immagine a lato 2007 OR10 - Gonggong è stato ritrovato su lastre del 1991, queste immagini aumentano di molto il periodo osservativo e permettono di calcolarne con più precisione i parametri orbitali ).

( In grafica l'orbita di Gonggong vista sa sopra e di lato ).

( Posizione di Gonggong sulla volta celeste fino al 2050 ).

Atmosfera:
La presenza di tholine sulla superficie di Gonggong implica la possibile esistenza di una tenue atmosfera di metano, visto che Gonggong occasionalmente al perielio si avvicina al Sole e diventa abbastanza caldo da far evaporare un'atmosfera di metano, la sua massa potrebbe rendere possibile la ritenzione di metano. Durante l'afelio, il metano insieme ad altri volatili si condenserebbe sulla superficie di Gonggong, consentendo l'irradiazione a lungo termine che altrimenti comporterebbe una diminuzione dell'albedo di superficie. Un albedo della superficie inferiore contribuirebbe alla perdita di materiali altamente volatili come l'azoto, poiché un albedo inferiore corrisponde a una maggiore assorbimento della luce dalla superficie anziché essere riflessa, con conseguente maggiore riscaldamento della superficie. Quindi, si prevede che il contenuto di azoto nell'atmosfera di Gonggong si è esaurito per restare in tracce, mentre il metano è probabilmente trattenuto.

Si pensa che Gonggong abbia avuto attività crio-vulcanica insieme a un'atmosfera più sostanziale poco dopo la sua formazione . Si ritiene che tale attività crio-vulcanica sia stata breve e l'atmosfera risultante è gradualmente sfuggita nel tempo. I gas volatili, come azoto e monossido di carbonio, sono stati persi, mentre è probabile che gas meno volatili come il metano rimangano nell'attuale tenue atmosfera.

Superficie:
Lo spettro di Gonggong Mostra le firme spettrali sia per il ghiaccio d'acqua che per il metano, il che lo rende simile nella composizione a Quaoar. La presenza di ghiaccio di metano sulle superfici di entrambi Gonggong e Quaoar implica l'ipotetica esistenza di una tenue atmosfera di metano su entrambi gli oggetti, che lentamente evapora nello spazio.

Leggi anche (EN): 
THE SURFACE COMPOSITION OF LARGE KUIPER BELT OBJECT 2007 OR10.

Nel grafico sopra - Lo spettro di riflettanza assoluta di Gonggong. Le linee grigie mostrano la piena risoluzione dello spettro FIRE di Gonggong. Regioni di scarsa trasmissione atmosferica
sono facilmente identificabili dall'aumento sostanziale del rumore. Per aumentare il segnale al rumore, mostriamo una versione filtrata mediana a 32 canali dello spettro in rosso, con
barre di errore derivate dalla dispersione nei canali. I grandi punti blu mostrano la fotometria WFC3, con le barre di errore orizzontali che rappresentano la larghezza di ogni filtro utilizzato. Le incertezze nella fotometria WFC3 sono più piccole delle dimensioni dei punti dati. Poiché l'albedo di Gonggong non è noto, entrambi i set di dati sono arbitrariamente normalizzati. I dati FIRE e WFC3 mostrano chiaramente una funzione di assorbimento di ~ 1,5 μm, mentre lo spettro FIRE Mostra anche un assorbimento di circa 2,0 μm.
Queste caratteristiche di assorbimento sono caratteristiche del ghiaccio d'acqua sulla superficie.
E' stata rivelata anche una caratteristica di assorbimento a 2,27 μm, indicando la presenza di metanolo insieme ai suoi prodotti di irradiazione sulla sua superficie. Il metanolo dovrebbe colorare la superficie di Gonggong, sebbene l'irradiazione del ghiaccio d'acqua possa spiegare la sua attuale superficie scura.
Indici colore:
B − V = 1,38 ± 0,03 
V − R = 0,86 ± 0,02 
V − I = 1,65 ± 0,028

Satellite:

Xiangliu

Scoperta e denominazione:
Da osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble, nel 2016 è stata annunciata la scoperta di un satellite di circa 100 km di diametro in orbita attorno a Gonggong (ipotizzando un albedo di 0,2), è stato scoperto da un gruppo di astronomi guidati da Csaba Kiss, durante un'analisi delle immagini archivistiche del telescopio spaziale Hubble di Gonggong. Il team di scoperta aveva sospettato che la lenta rotazione di Gonggong fosse causata dalle forze di marea esercitate da un satellite in orbita. Xiangliu è stato identificato per la prima volta nelle immagini archiviate di Hubble scattate con Wide Field Camera 3 di Hubble il 18 settembre 2010 e del 9 novembre 2009.
La sua scoperta è stata riportata e annunciata da Gábor Marton, Csaba Kiss e Thomas Müller al 48° incontro di la divisione per le scienze planetarie il 17 ottobre 2016.
Il satellite prende il nome da Xiangliu , un mostro-serpente velenoso a nove teste nella mitologia cinese che frequentava il dio dell'acqua Gonggong .

Dati fisici:
Per questo satellite senza nome di cui si conosce ancora poco, si ipotizza un diametro di circa 100 km anche sulla base del fatto che il satellite è molto meno rosso e più scuro di Gonggong difatti la differenza di colore di ΔV-R = 0.43 ± 0.17 (mag) tra primario e satellite è la più grande tra tutti gli oggetti TNO binari conosciuti.
Il suo albedo è teorizzato al 20%.
Tipo spettrale : 
V–I = 1.44±0.17 .

( Nel grafico l'analisi spettrale della superficie del satellite ).

Orbita:
Poiché le osservazioni di Xiangliu coprono solo una piccola parte dell'orbita di Gonggong attorno al Sole, non è ancora possibile determinare se l'orbita di Xiangliu sia prograda o retrograda .
Ipotesi prograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.021±202 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0.2908±0.007 , con un periodo di rivoluzione di 25,22073±0.000357 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 83.08°±0.86° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 31,99° ± 1,07°.
Ipotesi retrograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.274 ± 193 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0,2828±0.0063 , con un periodo di rivoluzione di 25,2385±0.000362 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 119,14°±0.89° rispetto all'eclittica.

Longitudine del nodo ascendente 104,9° ± 0,82°.

( Nel grafico sopra le possibili orbite con evidenziate quelle più probabili - sotto nelle immagini in sequenza le varie posizioni del satellite osservate con il telescopio spaziale Hubble ).

SCHEDA RIASSUNTIVA di GONGGONG :

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Altri corpi del disco diffuso:

(532037) 2013 FY27

2013 FY27 è il nono oggetto trans-nettuniano intrinsecamente più luminoso (TNO), e fa parte del Disco Diffuso.

Parametri orbitali:
2013 FY27 orbita attorno al sole una volta ogni 452,05 anni, con un semiasse maggiore di 58,9004 UA e con un'eccentricità orbitale di 0,39364.
Arriverà a perielio intorno al 2202, ad una distanza di circa 35.7151 AU, attualmente è a circa 80 UA, vicino all'afelio di 82.0857 AU dal sole e, di conseguenza, ha una magnitudine apparente di +22 con una magnitudine assoluta di +3,15. La sua orbita ha un'inclinazione significativa di 33.01929° rispetto all'eclittica.
Con un perielio così ''basso'' potrebbe subire influenze gravitazionali da parte di Nettuno.

Dati fisici:
2013 FY27 ha un diametro di circa 740 km. Utilizzando l'Atacama Large millimetri array e i telescopi Magellano, l'albedo geometrica di 2013 FY27 è risultata essere 0,17 (-0.030 +0,045) , ed il suo colore è moderatamente rosso. I colori di 2013 FY27 sono G-R = 0,76 +-0.02 e R-I = 0,31 +-0,03  e G-I = 1.07±0.04 magnitudini.
Il colore di 2013 FY27 è stato trovato per essere moderatamente rosso con un gradiente spettrale di S = 17 ± 2. Questo rende 2013 FY27 uno dei più grandi TNO moderatamente rossi conosciuti.
2013 FY27 è stato osservato più volte il 10 marzo 2016 in banda g e con filtri in banda i e con il filtro in banda r.
I filtri sono stati ruotati tra le bande r - g - i , per evitare eventuali variazioni a breve termine, e per effettuare le misurazioni del colore e sono stati ottenuti due volte, separati da poche ore. Convertiamo anche i colori Sloan g, r, i con  il sistema filtrante BVRI Johnson-Morgan-Cousins per un più facile confronto con alcuni lavori passati , utilizzando le equazioni di trasformazione di Smith et al. (2002): 

B = g ′ + 0,47 (g ′ − r ′) + 0,17;
V = g ′ − 0,55 (g ′ − r ′) − 0,03;
V − R = 0,59 (g ′ − r ′) + 0,11;
R − I = 1.00 (r ′ − i ′) + 0,21.
Sheppard (2010) ha mostrato queste trasformazioni da g, r, i colori ai colori BVRI sono buone
entro un centesimo di magnitudine per la maggior parte dei TNO.
L'alta eccentricità dell'orbita di 2013 FY27 , significa che sperimenta grandi variazioni di temperatura superficiale di circa da 16 a 22 Kelvin tra afelio e perielio.

( In grafica la determinazione probabilistica del diametro in funzione dell'albedo geometrico ).

Confronto con altri TNO :

( Nei grafici, 2013 FY27, viene confrontato con gli altri grandi TNO ).

Curve di luce:
La luminosità della curva di luce di 2013 FY27 varia meno di 0,06 ± 0,02 magnitudini anche in parecchie ore e giorni, suggerendo che possa avere un periodo di rotazione molto lungo, con una forma approssimativamente sferoidale, oppure ha un asse di rotazione che punta verso la Terra, quindi attualmente non conosciamo il suo periodo di rotazione.
2013 FY27 è stato monitorato per parecchi minuti, ore e giorni senza alcuna evidente variabilità a breve termine rilevata nella banda r.
La ragione più probabile per non aver trovato nessuna curva di luce con breve termine misurabile è che 2013 FY27 sia molto vicino alla forma sferoidale senza variazioni di albedo significativo sulla sua superficie per consentire il calcolo di un periodo di rotazione misurabile.
2013 FY27 è stato ulteriormente monitorati nella banda r in mesi per trovare la sua curva di fase lineare di β = 0,25 ± 0,03 Mag/deg. Si tratta di una curva di fase TNO leggermente superiore a quella normale, ma superficie di albedo moderata, a differenza delle curve di fase inferiore trovate per l'albedo Superfici. La magnitudine assoluta ridotta di 2013 FY27 è risultata essere Mr (1, 1, 0) = 2,85 ± 0,02 e mV (1, 1, 0) = 3,15 ± 0,03 Mag.

( Nei grafici le varie curve di luce raccolte, che non determinano una periodicità ).

Satellite:

Nel gennaio 2018, Scott Sheppard ha trovato un satellite intorno a 2013 FY27, a 0,17 arcosecondi di distanza e 3,0 ± 0,2 magnitudini più debole del primario.
Abbiamo osservato 2013 FY27 con il telescopio spaziale Hubble (HST) il 15 gennaio 2018 per cercare possibili satelliti (programma HST GO-15248), le immagini sono state riprese con HST tra le ore 01:24 e 02:30 , nel filtro a banda larga F350LP (lunghezza d'onda di 5859 angstroms) utilizzando lo strumento WFC3/UVIS con una scala di pixel di 0,04 arcsec per pixel. Una fonte luminosa è stata rilevata a circa 0,17 arcosecondi , con un angolo di posizione di 135° dal primario.
La scoperta è stata annunciata il 10 agosto 2018. Supponendo che i due componenti hanno pari albedo, le dimensioni sono circa di 740 km e 190 km, rispettivamente.

Le osservazioni per determinarne l'orbita sono state prese fra il maggio e il luglio 2018, ma i risultati di quelle osservazioni ancora non sono stati pubblicati. Una volta che l'orbita sarà conosciuta, le masse e le densità delle due componenti potranno essere determinate.

LINK approfondimento :
(PDF - EN) https://arxiv.org/pdf/1809.02184.pdf 

Tabelle dati ed osservative:

( Clicca sull'immagine per ingrandire ).
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2018 VG18

Un team di astronomi ha scoperto il corpo più distante mai osservato nel nostro sistema solare.  È il primo oggetto del sistema solare conosciuto che è stato rilevato ad una distanza che è più di 100 volte la distanza della terra dal sole.

( Luogo di scoperta: Taurus AR 73.1491102 - DEC -3.5159946 - Coordinate eclittiche: 73° 08 '56.79672" -03° 30' 0.959676" - Coordinate siderali : 18°09' -03°30' Toro ).

Scoperta:

Il nuovo oggetto è stato annunciato lunedì 17 dicembre 2018, dal Minor Planet Center dell'Unione astronomica internazionale ed è stata data la denominazione provvisoria 2018 VG18. La scoperta è stata fatta da Scott S. Sheppard, David Tholen, Chad Trujillo.

2018 VG18 è a circa 120 UA. Mentre Il secondo più distante oggetto osservato sistema solare è Eris, a circa 96 UA.  Plutone è attualmente a circa 34 UA, rendendo 2018 VG18 più di 3,5 volte più lontano del pianeta nano più famoso del sistema solare.

Descrizione:
"2018 VG18 è molto più lontano e più lento rispetto a qualsiasi altro oggetto mai osservato nel sistema solare, così ci vorranno alcuni anni per determinare pienamente la sua orbita", ha detto Sheppard. "Ma è stato trovato in una posizione simile nel cielo per gli altri noti oggetti del sistema solare estremo, suggerendo che potrebbe avere lo stesso tipo di orbita che hanno la maggior parte di loro. Le somiglianze orbitali che dimostrano molti dei piccoli e distanti corpi del sistema solare è stato il catalizzatore per la nostra affermazione originale che c'è un lontano, pianeta massiccio a diverse centinaia di UA.''

"Tutto quello che attualmente sappiamo circa 2018 VG18 è la sua estrema distanza dal sole, il suo diametro approssimativo, e il suo colore", ha aggiunto Tholen "perché 2018 VG18 è così lontano, orbita molto lentamente, probabilmente prendendo più di 1.000 anni per fare una rivoluzione intorno al sole."

Le osservazioni del telescopio Magellano hanno confermato che 2018 VG18 è a circa 120 UA, il che lo rende il primo oggetto del sistema solare osservato oltre 100 UA.  La sua luminosità suggerisce che si tratta di un corpo di circa 500 km di diametro, probabilmente di forma sferica. Ha una tonalità di colore rosato, un colore generalmente associato a oggetti ricchi di ghiaccio. 
Il Johnstons Archive indica un diametro di 884 km, con albedo 0,09 e H= +3,7192 mag.
Mentre Brown da un diametro di 656 km indicando un albedo di 0,12 con una magnitudine assoluta (H) di +3,9 mag , più alta del valore accettato.

Parametri orbitali:
DATI PRELIMINARI:

I dati preliminari davano un semiasse maggiore dell'orbita di 95.2342913 UA con un'eccentricità notevole di 0.7717325 ed un periodo di rivoluzione di 929 anni, il che lo farebbe associare agli oggetti del Disco Diffuso (SDO), con inclinazione sull'eclittica è di 31.71374°.

( Perielio 21,741 UA - Afelio 168,727 UA ) .
Inizialmente si pensava che nel punto più vicino al sole si avvicinasse fino quasi all'orbita di Urano, intersecando quella di Nettuno.
DATI ATTUALI:

I nuovi dati più precisi danno per 2018 VG18 un orbita con un semiasse-maggiore di circa 81,336 UA dal Sole, impiegando circa 733,56 anni per completare una rivoluzione completa attorno al Sole.

Con un'alta eccentricità orbitale di circa 0,535312 , segue un'orbita molto allungata, che varia in distanza da 37,796 UA al perielio a 124,8767 UA all'afelio .

La sua orbita è inclinata rispetto al piano eclittico di 24,4035 gradi, con il suo afelio orientato sotto l'eclittica. Al perielio, 2018 VG18 si avvicina all'orbita di Nettuno senza attraversarlo, avendo una distanza di intersezione dell'orbita minima di circa una decina di UA.

Poiché si avvicina a Nettuno, la sua orbita è stata probabilmente perturbata e dispersa da Nettuno, quindi rientra nella categoria degli oggetti del Disco Diffuso.

Al momento della scoperta 2018 VG18 era di magnitudine +24,6 mag , circa 25 milioni di volte più debole delle stelle appena visibili a occhio nudo. Poiché è un oggetto a bassa velocità angolare, per giunta osservato per pochi giorni, risulta praticamente impossibile determinare l’orbita, se non dopo altre osservazioni fatte negli anni successivi. 

Per questi motivi, anche se nella prima circolare del Minor Planet Center compaiono gli elementi orbitali che meglio “fittano” le posizioni, l’incertezza era talmente elevata che, in pratica, non si aveva idea di quale fosse l’orbita eliocentrica reale di 2018 VG18. L’unica cosa che si conosceva con sicurezza era la bassa velocità angolare: 0,019 “/minuto. Con questo valore sono necessari più di due mesi per percorrere una distanza angolare in cielo pari a quella della Luna piena. Per fortuna, conoscendo la velocità angolare si può stimare la distanza eliocentrica r, in unità astronomiche, con la formula:

Dove α = 148/ω e ω è la velocità angolare geocentrica espressa in secondi d’arco all’ora. Questa formula approssimata si applica solo agli asteroidi vicini all’opposizione, come era 2018 VG18 al momento della scoperta. Con il valore osservato per la velocità angolare ω si trova r ≈ 120 UA. Questo valore è in buon accordo con le stime del Minor Planet Center, che fornisce una distanza eliocentrica compresa fra le 125 e le 130 UA dal Sole. Tale valore per la distanza eliocentrica ne fa il TNO più remoto mai osservato prima. 

In base alla magnitudine apparente V e ipotizzando l’albedo di Bond A, ossia la frazione di luce riflessa dalla superficie a tutte le lunghezze d’onda, il raggio s di un corpo all’opposizione è stimabile con la formula: 

Qui r e Δ sono, rispettivamente, la distanza eliocentrica e geocentrica in UA, mentre (s) è il raggio dell’asteroide espresso in km. 

Assumendo A≈ 0,1 (grosso modo l’albedo di Bond della Luna), si trova s ≈ 800 km. Con l’albedo di Bond di Plutone A ≈ 0,4 il diametro diventa s ≈ 400 km. Come valore indicativo per il diametro di 2018 VG18 si può prendere circa 500 km.

Ci vorranno ancora alcuni anni per poter determinare l’orbita eliocentrica di 2018 VG18 che, nel frattempo, è stato soprannominato “Farout” (ossia “lontano”) dagli scopritori.

Circolare MPC, leggi qui: https://www.minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18Y14.html

Orbita:

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Posizione:( Il lento moto sulla volta celeste calcolato fino al 2089 ).
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Tra i corpi di notevoli dimensioni, con H < +4, ci sono anche:

(523.692) 2014 EZ51

(523692) 2014 EZ51 , è un grande oggetto trans-nettuniano del Disco Diffuso (SDO).

Scoperta:
È stato scoperto il 18 aprile 2010, dall'indagine Pan-STARRS 1 all'Osservatorio di Haleakala , Hawaii, Stati Uniti.

Dati fisici:
Il Johnston Archive ipotizza un diametro di 770 km, basato su un albedo di 0,09 ed una magnitudine assoluta (H) di +3.8 mag (MPC - JPL).
Il 25 febbraio 2019 è stata osservata un'occultazione stellare di 2014 EZ51 in Nuova Zelanda .
Da queste osservazioni è stato posto un limite inferiore di 575 km per il suo diametro medio.
Senza dati fotometrici non sappiamo nulla sugli indici di colore e sulle curve della luce di rotazione, quindi il periodo di rotazione, l'orientamento dei poli e la forma dell'asteroide sono finora sconosciuti.

Parametri orbitali:
Orbita da un perielio di 40,6 UA fino ad un afelio di 64,4 UA con un'eccentricità di 0,2264.
Con un semiasse-maggiore di 52,5248 UA ruota intorno al Sole in 380,68 anni.
Il suo piano orbitale è inclinato di 10,275° rispetto all'eclittica.

Afelio	64,418 UA
Perielio	40,631 UA
semiasse-maggiore	52,5248 UA
Eccentricità	0,2264
Periodo orbitale	380,68 anni (139.042 giorni)
Anomalia media	267,96 °
Moto medio	0 ° 0 m  9,36 s / giorno
Inclinazione	10,257 °
Longitudine del nodo ascendente	27,522 °
Argomento del perielio	329,60 °

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(303775) 2005 QU182

H +3,80 - albedo 0,328 - 416 km, 110,51 UA, 1161.74 anni.

Classificazione:
(303775) 2005 QU182, è un grande oggetto trans-nettuniano , classificato come Scattered Disk Object (SDO).

Scoperta ed osservazioni:
2005 QU182 è stato scoperto il 30 agosto 2005 da un team di astronomi composto da Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Osservatorio Gemini) e Dave Rabinowitz (Università di Yale) nell'ambito del progetto di localizzazione degli asteroidi vicino alla terra ( NEAT) scoperto con il telescopio Oschin Schmidt da 1,2 m del Palomar Observatory ( California ).
La scoperta è stata annunciata il 1 ° settembre 2007.
Dopo la sua scoperta è stato identificato in modo retrospettivo su foto scattate fino al 17 giugno 1974, che sono state prese come parte del Digital Digitized Sky Survey Program (SSS) presso l'Osservatorio Siding Spring , prolungando così il suo periodo di osservazione di 22 anni per calcolare la sua orbita in modo più preciso.


Dati fisici:
Si ipotizza attualmente un diametro di 416 km, basato su una riflettività del 32,8% e una luminosità assoluta (H) di +3,8 mag .


( In grafica l'analisi spettrale di 2005 QU182 ).

Basandoci su un diametro di 416 km, la superficie totale è di circa 544.000 km².
Sulla base di osservazioni sulla curva della luce , 2005 QU182 ruota una volta attorno al proprio asse in 9 ore e 36,6 minuti,  tuttavia, ciò è ancora soggetto ad alcune incertezze, poiché il periodo di osservazione in quel momento non era sufficiente e il tasso di errore si aggirava intorno al 30%.

Parametri orbitali:
L'orbita di (303775) 2005 QU₁₈₂ è molto eccentrica (0.66675): infatti il perielio si trova a 36,8 UA ovvero poco oltre l'orbita di Nettuno mentre l'afelio si trova a 184,84 UA, al limite esterno del disco diffuso, è perciò anche molto estesa con un inclinazione di 14.032°, il suo periodo di rivoluzione attualmente è il più grande di questi oggetti, adesso (3073775) 2005 QU₁₈₂ si trova a circa 50 UA dal Sole in allontanamento.

( Grafici orbitali ).

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(523.794) 2015 RR245

H +3,70 - albedo 0,12 - 670 km,  81,294 UA,  731,50 anni.

Classificazione:
(523794) 2015 RR245 è un grande oggetto trans-nettuniano che è classificato come risonante (risonanza 2:9) o Scattered Disc Object (SDO).

Scoperta ed osservazioni:
2015 RR245 è stato scoperto il 9 settembre 2015 da un team di astronomi composto da Michele Bannister, JJ Kavelaars , Brett Gladman , Jean-Marc Petit e Todd Burdulis dal telescopio CFHT da 3,6 m (progetto Outer Solar System Origins Survey ( OSSOS) presso l'Osservatorio Mauna Kea , nelle Hawaii ), fu scoperto su immagini fotografiche del 15 giugno 2010 del telescopio Pan STARRS da 1,8 m (PS1) all'Osservatorio di Haleakala ( Maui ).
La scoperta è stata annunciata il 10 luglio 2016.
Dopo la sua scoperta, è stato identificato su foto scattate il 15 ottobre 2004 all'Osservatorio Cerro Tololo ( Cile ), estendendo così il suo periodo di osservazione di 11 anni per calcolare l'orbita in modo più preciso.

Dati fisici:
La dimensione è attualmente stimata in circa 670 km di diametro, questo valore si basa su una presunta riflettanza del 21%. Sulla base di questo diametro, la superficie totale è di circa 1.410.000 km2 .

Parametri orbitali:
Orbita da un perielio di 33,943 UA fino ad un afelio di 128.80 UA con un'eccentricità di 0,5829, inclinata di 7,5755°. Sconosciuto il periodo di rotazione.
Tenendo conto dell'incertezza dei suoi parametri orbitali sembra essere in risonanza 2:9 con Nettuno.
Passerà al perielio la prossima volta nel 2093, quindi l'ultima corsa al perielio avrebbe dovuto essere nel 1359.

Proprietà orbitali Epoca:  27 aprile 2019 ( JD 2.458.600,5)
tipo di orbita	Risonanza 2:9 SDO
semiasse-maggiore	81.373 UA
eccentricità	0,583
Perielio afelio	33.943 UA 128.803 UA
Inclinazione	7.6 °
Longitudine del nodo ascendente	211,7 °
Argomento del perielio	261 °
Periodo orbitale siderale	734 anni 0,6 mesi
Velocità orbitale media	3.275  km / s

( In GIALLO l'orbita di 2015 RR245 ).
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2010 JO179
   
H +3,98 - albedo 0,09 - 702 km,  79,303 UA,  706,22 anni.

Orbita da un perielio di 39,562 UA fino ad un afelio di 119.04 UA con un'eccentricità di 0,5011 e un inclinazione di 32.041°.
Osservazioni a lungo termine suggeriscono che l'oggetto è in una risonanza quasi stabile di 5:21 con Nettuno.

( Grafici - A sinistra Eccentricità-Perielio . A destra Inclinazione-Semiasse maggiore ).

Forma e superficie:
2010 JO 179 è rosso con ( g - r ) = 0,88 ± 0,21, approssimativamente rotondo e lentamente rotante, con un periodo di 30,6 ore. Le stime del suo albedo implicano un diametro di 600-900 km. 

( Curve di luce ).

Le magnitudini di 2010 JO 179 in ciascuna banda sono corrette in base alla distanza eliocentrica e geocentrica. I cerchi grigi indicano grandezze medie.

LINK : https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aaadb3 
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2015 KH162

H +3,90 - albedo 0,11 - 671 km,  62,288 UA,  491,61 anni.

Classificazione:
2015 KH162 è un grande oggetto trans-nettuniano , classificato come SDO o più in generale come «oggetto distante» .

Scoperta ed osservazioni:
2015 KH162 è stato scoperto da un team americano di astronomi , composto da Scott Sheppard , David Tholen e Chad Trujillo , al Mauna Kea Observatory ( Hawaii ) su immagini del telescopio Subaru da 8,2 m il 18 maggio 2015. Il planetoide era nella costellazione del serpente al momento della scoperta e si trovava a circa 59 UA dal Sole, e nonostante ciò la sua magnitudine era apparentemente alta, facendo ipotizzare subito che si trattasse di un oggetto abbastanza grande .
La scoperta è stata annunciata il 23 febbraio 2016.

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +4,1 mag da cui si ipotizza un diametro superiore ai 600 km, il Johnston Archive riporta una stima di circa 671 km.

Parametri orbitali:
Orbita da un perielio di 41,64545 UA fino ad un afelio di 82,46311 UA con un'eccentricità di 0,3389 e un inclinazione di 28,858° , con un semiasse-maggiore di 62,05428 UA ha quindi un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 488,84 anni.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Dziewanna

(471143) Dziewanna      H +3,89 - albedo 0,25 - 470 km,  70.544 UA,  592.51 anni.


Scoperta:
Dziewanna è stata scoperta il 13 marzo 2010 da un gruppo di astronomi composto da Andrzej Udalski , Scott Sheppard , Marcin Kubiak e Chad Trujillo con il telescopio Las Campanas ( Cile ) a 1,3 m . La scoperta è stata fatta come parte del programma OGLE IV dell'Università di Varsavia .  
Conosciuto anche come 2010 EK139.

(in foto, è il puntino in movimento rispetto alle stelle fisse).

Dati fisici:

Allo stato attuale si ipotizza un diametro di 470 km ,  Questo valore si basa su un albedo ipotizzata del 25% e una magnitudine assoluta di +3,9.

Il diametro sarebbe in ogni caso,compreso tra 400 e 700 km, la sua curva di luce con una variazione di 0,12 magnitudini porta ad un periodo di rotazione di 7,07 h. 

Occultazione stellare:
Il 15/07/2018 un evento ha fornito un'unica linea di corda, che quindi non può aiutarci a determinarne il diametro in quanto non conosciamo con precisione in quale punto preciso possa passare.

( Risultato dell'occultazione stellare di Dziewanna ).

Il 19 giugno 2019 c'è stata un'altra occultazione stellare:

https://www.boulder.swri.edu/~buie/recon/events/471143_190619_0195761.html
( aggiornamenti in attesa di pubblicazioni ).

( Immagine di pre-scoperta del 2003 , queste immagini servono a determinarne meglio i parametri orbitali ).

Curva di luce:

( Curva di luce e periodo di rotazione ).

Orbita:

Presenta una risonanza orbitale 2:7 con Nettuno .
Orbita da un perielio di 32,551 UA fino ad un afelio di 108.54 UA con un'eccentricità di 0.5386 ed un inclinazione orbitale di 29,444°.

Raggiungerà l'afelio nel 2038.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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2014 UZ224

( Nella foto sopra l'immagine della scoperta ).

Scoperto con la Dark Energy Camera (DECam) del Victor M. Blanco Telescope di 4 metri presso l'Osservatorio interamericano di Cerro Tololo nell'ambito della Dark Energy Survey da David Gerdes dell'Università del Michigan.

Durante 525 notti per cinque anni, le stesse piccole regioni del cielo sono state fotografate ogni settimana per rilevare oggetti in movimento. La buona copertura delle aree al di fuori dell'eclittica rende il rilevamento del cielo adatto alla scoperta di oggetti del disco diffuso e altri oggetti transnettuniani altamente inclinati.

2014 UZ224                  

DATI :
Magnitudine assoluta H +3,50 - Albedo 0,131 - Diametro 635 km,  Semiasse maggiore 108,9 UA,  Periodo di rivoluzione 1136,2 anni.

Osservazioni effettuate con il radiotelescopio ALMA hanno confermato la scoperta e consentito di caratterizzarne le dimensioni. I dati consentono di supporre con buona probabilità che 2014 UZ224 abbia una massa sferica ed un diametro di 635 km. Il corpo avrebbe una temperatura media di -243 °C , e rifletterebbe circa il 13% della luce solare.

( a lato immagine ALMA ).

Nell'ottobre del 2016 la sua distanza dal Sole è stata calcolata essere di circa 92 UA, tuttavia l'alta eccentricità orbitale di 0,64852 , lo porterà ad avvicinarsi, al perielio, fino a 38,02 UA, attorno all'anno 2142, per poi allontanarsi raggiungendo la distanza di 178,3 UA dal Sole quando si troverà all'afelio, ha un inclinazione orbitale di 26.7883° , sconosciuto il suo periodo di rotazione.
Nell'epoca attuale è uno degli oggetti noti più lontani del sistema solare.
(nello schema sotto è detto ''DeeDee'' da distant dwarf).

Nel grafico sotto il risultato degli studi con il radio telescopio ALMA , riportanti i flussi nelle varie bande spettrali.

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(84522) - 2002 TC302

(84522) 2002 TC302
H +4,32 - albedo 0,147 - 499,8 km, 55,265 UA, 410,86 anni.

Orbita:
Orbita ad una distanza dal Sole che oscilla fra le 38,971 UA del perielio e le 71,221 UA dell'afelio, con un'eccentricità di 0,2926712 ed un inclinazione di 35,12042°.
(84522) 2002 TC₃₀₂ arriverà al perielio nel 2058.
Data la lunga orbita che ha intorno al sole, (84522) 2002 TC₃₀₂ arriva all'opposizione a fine ottobre di ogni anno con una magnitudine apparente di +20,5.
Sia il Minor Planet Center (MPC) che il Deep eclittica Survey (DES) mostrano che si trova in una risonanza 2:5 con Nettuno. 
Quindi a causa della risonanza, completa due orbite per ogni cinque orbite di Nettuno.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Dalla sua curva di Luce con un'ampiezza di 0,04±0,01 mag , si può dedurre un periodo di rotazione di 5,41 h , quindi molto rapida.
Dai vari studi ed osservazioni incrociate si ipotizza una densità di circa 1,150 kg/dm3.
Con le dimensioni di 543x460 km.

Scoperta:
(84522) 2002 TC302 è stato scoperto il 19 ottobre 2002 nell'ambito del programma di ricerca NEAT, presso l'Osservatorio di Monte Palomar da Michael E. Brown, Chad A. Trujillo e David L. Rabinowitz.
Era ritenuto un grande corpo, ma poi la sue dimensioni sono state riviste al ribasso di ben oltre la metà di quanto inizialmente ipotizzato.

Superficie e composizione:
Gli spettri tendenti al rosso della sua superficie, suggeriscono che (84522) 2002 TC302 , non ha molto ghiaccio fresco su di essa.
Tipo spettrale:
IR (moderatamente rosso)
B – V =1,03
V – R =0.67

Occultazione stellare:
Il 28 gennaio 2018 alle 21:53 UT circa, il TNO (84522) 2002 TC302 ha occultato la stella UCAC4 593-005847 di mag +15.9 V della costellazione del Triangolo. Numerosi osservatori, specialmente italiani, hanno registrato l’occultazione ed è già possibile fare un primo bilancio parziale sulla forma dell’asteroide.
Nel caso di 2002 TC302 si vede che, con le 7 corde raccolte (vedi sotto - fig.12), il primo best fit ellittico preliminare fornisce un corpo di dimensioni 570 ± 121 × 442 ± 54 km , mentre l'elaborazione dei dati dello studio pubblicato oltre due anni dopo, l'ellisse risultante ha assi maggiori e minori di 543 ± 18 km e 460 ± 11 km, rispettivamente, con un angolo di posizione di 3±1 grado per l'asse minore, con un diametro medio equivalente di 499,8 km. Queste informazioni, combinate con le curve di luce rotazionale ottenute con il telescopio da 1,5 m presso l'Osservatorio Sierra Nevada e il telescopio da 1,23 m presso l'osservatorio Calar Alto, ci consentono di ricavare possibili forme 3D e stime di densità per il corpo, sulla base di ipotesi di equilibrio idrostatico.
Dal diametro dell'occultazione efficace combinato con le misurazioni della magnitudine assoluta visuale (Hv), deriviamo un albedo geometrico di 0,147 ± 0,005.
Le migliori curve di luce per occultazione non mostrano alcun segno di caratteristiche dell'anello o segni di un'atmosfera globale.
Il valore di queste dimensioni è in discreto accordo con quella determinata usando il telescopio infrarosso Herschel nel 2010 e 2011, pari a 584 ± 90 km.

LINK : https://arxiv.org/abs/2005.08881 
PDF : https://arxiv.org/pdf/2005.08881.pdf 

APPROFONDIMENTO:
https://asteroidiedintorni.blog/2018/02/18/il-profilo-di-2002-tc302-con-occult-4/

( FIG. 12 - Il profilo di 2002 TC302 proiettato sul piano di Bessel determinato dalle varie corde di occultazione ).

Corda n°2:

(  Nel grafico sopra il risultato ottenuto dal GAMP di San Marcello Pistoiese, che hanno registrato un occultazione durata 94 +/-2 secondi. - 
LINK : https://b09-backman.blogspot.com/2018/01/2002-tc302-occultazione.html ).

( In tabella si riportano tutti i risultati dell'occultazione del gennaio 2018 ).

Curva di luce:
La base temporale di studio è stata, rispettivamente, 10 ore su 2 notti, 7 ore su due notti e 0,5 h in

una notte. Il periodogramma di Lomb (vedi sotto - fig.13) , presenta tre picchi con livelli di confidenza simili. La vetta più alta si trova a 5,41 h (4,44 cicli/giorno) e due similari si trovano a : 

• 4,87 h (4,93 cicli/giorno)
• 6,08 h (3,95 cicli/giorno)

Le tecniche PDM e Pravec-Harris confermano la più alta con picco a 5,41 h, ma CLEAN favoriva un periodo di rotazione di 6,08 h.

La curva di luce più adatta è ottenuta per un periodo di rotazione di 5,41 h. (vedi sotto - fig.14), presentata con il picco singolo della curva di luce e con un'ampiezza di 0,04 ± 0,01 mag.

LINK : "Short-term variability of 10 trans-Neptunian objects"  (PDF).

( FIG. 13 - Periodogramma di Lomb ).

( FIG. 14 - Curva di fase rotazionale per 2002 TC302 ottenuta utilizzando un periodo di spin di 5,41 h ).

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Gǃkúnǁ’hòmdímà

H +3,3 - albedo 0,159 - 632±34 km, 72.722 UA, 620.17 anni.

229762 Gǃkúnǁ’hòmdímà oppure 2007 UK126 - Orbita ad una distanza dal Sole che oscilla tra il perielio di 37,502 UA e l'afelio di 107.94 UA, con eccentricità di 0,4843 ed inclinazione di 23.378°.
Le sue dimensioni dedotte da occultazioni stellari sono di un ellissoide con uno schiacciamento di 0,106 , con una densità di 1.04±0.17 kg/dm³, ed un possibile periodo di rotazione di 11.05 h.

(A lato immagine HUBBLE).

Satellite:
229762 Gǃkúnǁ'hòmdímà ha un satellite conosciuto, Gǃò'é ǃ Hú.
La differenza di magnitudo tra Gǃkúnǁ'hòmdímà e Gǃò'é ǃ Hú è 3.242 ± 0.039 mag.
Questo corrisponderebbe ad un diametro di 4.45 ± 0,08 volte minore, assumendo per entrambi la stessa albedo, cioè circa 140 km.
I due corpi sono molto rossi e satelliti rossi hanno spesso un albedo inferiore rispetto ai loro primari, ma che può non essere il caso per Gǃò'é ǃ Hú. Tali incertezze non influenzano comunque i calcoli di densità di Gǃkúnǁ'hòmdímà, visto che Gǃò'é ǃ Hú ha solo l'1% circa il volume del suo primario, e così sono meno importanti le incertezze del diametro.

Occultazioni stellari:

Pochissime occultazioni di TNO sono state campionate simultaneamente da più postazioni, mentre una stima robusta delle dimensioni dell'ombra è stata possibile solo per due oggetti. Presentiamo la prima osservazione di un'occultazione da parte del (TNO) 2007 UK126 , il 15 novembre 2014, misurata da tre osservatori, uno quasi centrale e due quasi simmetrici rispetto alla linea dell'ombra. Questo è il primo set di dati multi-traccia ottenuto per un cosiddetto oggetto del disco diffuso, un sottogruppo dei TNO con distanze dell'afelio molto grandi. 
Rivisitando anche i dati del lontano infrarosso di Herschel / PACS, ed applicando un nuovo metodo di riduzione per migliorare la precisione dei flussi misurati, questa combinazione di entrambi i set di dati ci consente di caratterizzare in modo completo il profilo di 2007 UK126. Utilizziamo la regressione (error-in-variable) per risolvere il problema non lineare di propagazione degli errori temporali in incertezze dei parametri dell'ellisse. 


Basandoci sulle dimensioni dell'ombra e su un periodo di rotazione riportato in precedenza, ci aspettiamo una forma di uno sferoide di Maclaurin e deriviamo un intervallo di dimensioni geometricamente plausibile. Per perfezionare la nostra stima delle dimensioni di 2007 UK126, modelliamo la sua emissione termica utilizzando un modello termofisico. 

( vedi modello a lato ).

E' stato condotto poi uno studio parametrico per predire i flussi dell'infrarosso lontano e confrontarli con le misurazioni Herschel / PACS. La favorevole geometria dele nostre tracce di occultazione, combinata con una minima immagine in tempo morto e precise misurazioni del tempo con il GPS, consentono una stima accurata della dimensione dell'ombra (ellisse più perfetta con gli assi di 645.80 +/- 5,68 km e di 597,81 +/- 12,74 km) e con l'albedo geometrico visivo di (15,0 +/- 1,6%). Combinando le nostre analisi dei dati dell'occultazione e del lontano infrarosso, possiamo limitare il diametro effettivo di 2007 UK126 a 599 x 629 km. 
Concludiamo che le temperature superficiali subsolari sono di circa 50 - 55 K.

(estratto da : http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/6/156/pdf ).

Orbita:

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

( SOTTO - Immagine ritrovata di prima della scoperta, del 1997 ).

( Le immagini di pre-scoperta servono per aumentare il periodo di osservazione di un oggetto e di determinarne in maniera più accurata i parametri orbitali, riducendo l'incertezza ).

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2018 AG37 '' Farfarout ''

Si tratta di un oggetto del Disco Diffuso (SDO).

Con l'aiuto dell'Osservatorio Gemini internazionale, un programma del NOIRLab della NSF e altri telescopi terrestri, gli astronomi hanno confermato che un debole oggetto scoperto nel 2018 e soprannominato "Farfarout" è effettivamente l'oggetto più distante mai trovato nel nostro Sistema Solare. L'oggetto ha appena ricevuto la sua designazione dall'Unione Astronomica Internazionale.

Scoperta:

Farfarout è stato avvistato per la prima volta nel gennaio 2018 dal Subaru Telescope da Sheppard, Tholen e Trujillo , presso Mauna-kea nelle Hawaii. I suoi scopritori potevano dire che era molto lontano, ma non erano sicuri di quanto lontano. Avevano bisogno di più osservazioni.

" A quel tempo non conoscevamo l'orbita dell'oggetto perché avevamo solo le osservazioni della scoperta di Subaru nell'arco di 24 ore, ma ci vogliono anni di osservazioni per ottenere l'orbita di un oggetto attorno al Sole ", ha spiegato il co-scopritore Scott Sheppard della Carnegie Institution for Science. “ Tutto quello che sapevamo era che l'oggetto sembrava essere molto distante al momento della scoperta ".

( FOTO SOPRA del 15 gennaio 2018 - FOTO SOTTO del 16 gennaio 2018 ).

Determinazione dell'orbita:

Sheppard e i suoi colleghi, David Tholen della University of Hawaii e Chad Trujillo della Northern Arizona University, trascorsero gli anni successivi a seguire l'oggetto con il telescopio Gemini North (anche su Maunakea alle Hawaii) e la Carnegie Institution for Science's Telescopi Magellan in Cile per determinarne l'orbita. 

Hanno ora confermato che ''Farfarout'' si trova attualmente (febbraio 2021) a 132 UA dal Sole, cioè 132 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra. 

(Per fare un confronto, Plutone è 39 UA dal Sole, in media.) 

Tuttavia, l'orbita di ''Farfarout'' è piuttosto allungata, portandola ad un afelio di 144 UA dal Sole nel suo punto più lontano e circa 27 UA nel punto più vicino (perielio), che si trova all'interno dell'orbita di Nettuno. Poiché la sua orbita attraversa quella di Nettuno, Farfarout potrebbe fornire approfondimenti sulla storia del sistema solare esterno.

Ma comunque le incertezze sui suoi parametri orbitali sno ancora molto elevate.

" Farfarout è stato probabilmente lanciato nel Sistema Solare esterno avvicinandosi troppo a Nettuno in un lontano passato ", ha detto Trujillo.  " Farfarout probabilmente interagirà di nuovo con Nettuno in futuro poiché le loro orbite si intersecano ancora " .

" Farfarout impiega un po' meno di un millennio per girare intorno al Sole " , ha  detto Tholen. “ Per questo motivo, si muove molto lentamente nel cielo, richiedendo diversi anni di osservazioni per determinare con precisione la sua traiettoria ".

Parametri orbitali
(all'epoca 24 febbraio 2019)
Semiasse maggiore	86,00±67,68 UA
Perielio	27,06±5,24 UA
Afelio	144,94±114,06 UA
Periodo orbitale	797,6±941,4 anni
Eccentricità Inclinazione del piano orbitale	0,685±0,309 18,71° ± 0,19°
Longitudine del nodo ascendente	68,53°±0,81°
Argomento del perielio	250,52°±83,33°
Anomalia media	117,87°±316,43°

( Diagramma dell'orbita preliminare - JPL ).

Dati fisici:

Farfarout è molto debole. In base alla sua luminosità e alla distanza dal Sole, il team stima che sia di circa 400 chilometri di diametro, ponendolo oltre l'estremità inferiore della possibile designazione di un pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale (IAU).

Dati fisici
Diametro medio	~400 km
Albedo stimato	0,10
Dati osservativi
Magnitudine apparente	+25,3
Magnitudine assoluta (H)	+4,185±0,103 +4,22 +4,1847 (JPL)

Designazione:

Il Minor Planet Center dell'IAU nel Massachusetts ha annunciato di aver assegnato a ''Farfarout'' la designazione provvisoria 2018 AG37 . 

Il membro più distante conosciuto del Sistema Solare riceverà un nome ufficiale dopo che saranno state raccolte più osservazioni e la sua orbita diventerà ancora più raffinata nei prossimi anni.

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Corpi con parametri particolari:

Gli oggetti del Disco Diffuso presentano parametri orbitali peculiari e talmente variegati che eventuali anomalie possono solamente consistere in clamorose regolarità o in valori estremi, alcuni casi emblematici, sono i seguenti :
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(29981) 1999 TD10

• 1999 TD₁₀, la cui elevatissima eccentricità orbitale (addirittura prossima a 0,9) porta il suo perielio nei pressi dell'orbita di Saturno, rendendolo un potenziale membro della famiglia dei centauri.

(29981) 1999 TD10 è un asteroide scoperto presso l'Osservatorio Kitt Peak, dagli astronomi J. V. Scotti, J. A. Larsen, B. May e D. Maggs J.A.
Al momento della scoperta, l'oggetto è stato classificato come uno dei centauri, ma le prime misurazioni hanno mostrato che l'afelio della sua orbita era molto più di 25 UA e ciò, ha causato difficoltà per gli specialisti del Minor Planets Center, così (29981) 1999 TD10 è stato sia incluso nella lista dei centauri, e pure nell'elenco degli oggetti del Disco Diffuso.

( Nel grafico si riporta l'andamento della magnitudine visuale che diminuisce con l'allontanamento ).

Il perielio di (29981) 1999 TD10 si trova ad una distanza di 12.27 UA dal Sole (tra le orbite di Saturno e Urano). Il semiasse maggiore dell'orbita è di 101.38 UA, e l'orbita di questo asteroide è molto allungata, la sua eccentricità è di 0.8750718.
Con l'afelio di 190 UA (due volte rispetto a Eris).
Il periodo di rivoluzione intorno al Sole di (29981) 1999 TD10 è di circa 1021 anni.
L'inclinazione orbitale (i) è di 5.95809°.
L'asteroide ha un diametro di 110 km (o 81 km). La magnitudine assoluta è +8,4.

( Grafico dell'orbita del JPL ).
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(127546) 2002 XU93

• (127546) 2002 XU₉₃, caratterizzato dalla più alta inclinazione orbitale mai osservata (circa 78° sull'eclittica).

(127546) 2002 XU93, è un oggetto trans-nettuniano e centauro su orbita altamente inclinata ed eccentrica nella regione esterna del Sistema Solare.
È stato scoperto il 4 dicembre 2002 dall'astronomo americano Marc Buie presso il Kitt Peak National Observatory in Arizona, Stati Uniti.

Dati fisici:
Misura circa 170 chilometri di diametro ed è uno dei pochi oggetti con un'orbita così insolita.
2002 XU93 ha un tipo di tassonomia BB-BR. Mostra solo una superficie moderatamente rossa con un gradiente spettrale simile alle comete note, comete estinte, troiani Giove, troiani Nettuno, satelliti irregolari e damocloidi.
Con una magnitudine B-R di 1,2.
Ha una magnitudine assoluta di +8,0.
Secondo l'indagine condotta dalla missione NEOWISE della NASA, la sua superficie è molto scura ed ha un basso albedo di solo 0,04.
A partire dal 2018, nessuna curva di luce di questo oggetto è stata ottenuta da osservazioni fotometriche. Il periodo di rotazione, il polo e la forma dell'oggetto rimangono sconosciuti.

Parametri orbitali:
2002 XU93 orbita intorno al Sole ad una distanza tra 21 e 114 UA una volta ogni 552 anni e 1 mese (201.654 giorni) .
Ha un semiasse maggiore di 67,3 UA. La sua orbita ha un'eccentricità di 0,69 e un'alta inclinazione di ben 78° rispetto all'eclittica.

( Grafico dell'orbita del JPL ).
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2004 XR190

• 2004 XR₁₉₀, caratterizzato da un'orbita circolare ma altamente inclinata.

Scoperta:
2004 XR₁₉₀ è stato scoperto nel 2004 da un gruppo di ricerca guidato da Lynne Allen e composto da Brett Gladman, John Kavelaars, Jean-Marc Petit, Joel Parker e Phil Nicholson, dell'Università della British Columbia, utilizzando il telescopio dell'Osservatorio Canada-Francia-Hawaii.


Nome:
In attesa di una designazione ufficiale da parte dell'Unione Astronomica Internazionale, l'équipe di scopritori ha informalmente soprannominato il corpo Buffy.


Dati fisici:
Con un albedo stimato tra 0,04 e 0,25, ha un diametro di 335-850 chilometri, sul suo sito web, l'astronomo americano Michael Brown lo elenca come un pianeta nano "probabile" (500-600 km).
A partire dal 2018, nessun tipo spettrale e indici di colore, né una curva di luce rotazionale sono stati ottenuti da osservazioni spettroscopiche e fotometriche.
Il colore del corpo, il periodo di rotazione, il polo e la forma rimangono sconosciuti.

Parametri orbitali:
Con una inclinazione orbitale di 46,794° , rispetto all'eclittica, 2004 XR₁₉₀ è l'oggetto più inclinato mai scoperto fino a dicembre 2005.
Esso percorre inoltre un'orbita circolare, circostanza particolarmente insolita per un oggetto del disco diffuso.

Ha un semiasse maggiore dell'orbita di 57,225 UA con un'eccentricità di 0,1073.
Il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole è di 433,24 anni (158.242 giorni).

( A lato la vista dall'alto - TOP, e sotto la vista laterale - SIDE ).

( Grafico dell'orbita del JPL ).
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2014 FZ71 e 2015 FJ345
TNO - SDO risonanti con Nettuno

Introduzione:
Due oggetti della Fascia di Kuiper, 2014 FZ71 e 2015 FJ345, sono tra i corpi più distanti recentemente scoperti nel nostro Sistema Solare. Viaggiano sempre oltre le 50 Unità Astronomiche (UA) dal Sole e solo Sedna e 2012 VP113 hanno perieli più distanti. Ma la sorpresa è che le loro orbite sono in risonanza con Nettuno, il che indica che in passato, nonostante le grandi distanze che li separano, devono aver interagito con il pianeta.

Questa ultima scoperta si basa sulle osservazioni del telescopio Subaru alle Hawaii e del Cerro Tololo Inter-American Observatory(CTIO) in Cile ed è stata pubblicata sulla rivista Astrophysical Journal Letters.

Il meccanismo noto come risonanza orbitale si verifica quando due corpi celesti sono bloccati in un movimento sincronizzato l'uno intorno all'altro, con l'orbita di uno pari ad un rapporto esatto dell'orbita dell'altro.
Bene, i due oggetti trans-nettuniani (TNO) orbitano attorno al Sole, una volta ogni quattro e ogni tre orbite di Nettuno rispettivamente, con inclinazioni significative, maggiori di 20 gradi, per effetto dalla risonanza Kozai (se un corpo diminuisce, sotto gli effetti perturbatori di oggetti maggiori, la sua inclinazione, l'eccentricità aumenta e viceversa)

Questi risultati implicano che i due TNO devono essere stati catturati in questa regione in un lontano passato, a causa delle interazioni con Nettuno mentre questo migrava verso l'esterno del Sistema Solare.

2014 FZ71 e 2015 FJ345 sono stati scoperti da Scott Sheppard, Chad Trujillo e David Tholen oltre il bordo esterno della Fascia di Kuiper grazie alla Dark Energy Camera (DECam) montata sul telescopio da 4 metri CTIO. 

A differenza di alcuni loro simili, le orbite hanno eccentricità moderate.

Schede:

2014 FZ71

2014 FZ71 è un oggetto trans-nettuniano , classificato come oggetto del disco diffuso , situato nella regione più esterna del Sistema Solare . E' stato osservata la prima volta il 24 marzo 2014, da un team guidato dall'astronomo americano Scott Sheppard al Cerro Tololo Inter-American Observatory in Cile. Con il suo perielio di quasi 56 UA, appartiene a un gruppo piccolo e poco compreso di oggetti molto distanti con moderate eccentricità. L'oggetto non è un candidato pianeta nano poiché misura solo circa 150 chilometri di diametro, con una magnitudine assoluta (H) di +6,9.

Afelio	95,791 UA
Perielio	55,849 UA
semiasse-maggiore	75,820 UA
Eccentricità	0,2634
Periodo orbitale	660,21 anni (241.142 giorno)
Anomalia media	349,80 °
Moto medio	0 ° 0 m  5,4 s / giorno
Inclinazione	25,506 °
Longitudine del nodo ascendente	306,01 °
Argomento del perielio	244,94 °

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2015 FJ345

2015 FJ345 è un oggetto trans-nettuniano e un oggetto del disco diffuso , la regione più esterna del Sistema Solare . È stato osservato per la prima volta il 17 marzo 2015 da un team guidato dall'astronomo americano Scott Sheppard al Mauna Kea Observatories , Hawaii, Stati Uniti. Con il suo perielio di quasi 51 UA, appartiene a un gruppo piccolo e poco compreso di oggetti molto distanti con moderate eccentricità. L'oggetto non è un candidato pianeta nano in quanto misura solo circa 120 chilometri di diametro, con una magnitudine assoluta (H) di +7,9.

Afelio	74,837 UA
Perielio	50,785 UA
semiasse-maggiore	62,811 UA
Eccentricità	0,1915
Periodo orbitale	497,81 anni (181.824 giorno)
Anomalia media	58,879 °
Moto medio	0 ° 0 m  7,2 s / giorno
Inclinazione	34,973 °
Longitudine del nodo ascendente	37,881 °
Argomento del perielio	77,511 °

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Relazione:

In una ricerca interessata alle orbite degli oggetti disaccoppiati dalla regione di influsso gravitazionale del pianeta gigante Nettuno, per comprendere la struttura del sistema solare esterno, abbiamo trovato diversi oggetti con perielio alto ( q > 40 au) che differiscono dagli oggetti della nuvola di Oort interna, a causa dei loro semiassi-maggiori moderati (50 < a < 100 UA) e eccentricità ( e < 0.3). Gli oggetti in questione 2014 FZ71 e 2015 FJ345 hanno il terzo e il quarto perielio più alto, attualmente noto, dopo Sedna e 2012 VP113, ma le loro orbite non sono così eccentriche o distanti. Abbiamo trovato molti di questi oggetti ad alto perielio ma con orbita moderata e osserviamo che sono per lo più vicini a risonanze di movimento medio di Nettuno (MMR) e hanno inclinazioni significative ( i> 20 °). Questi oggetti moderati probabilmente hanno ottenuto le loro orbite insolite attraverso interazioni combinate con gli MMR di Nettuno e la risonanza di Kozai (KR), simili agli scenari di origine per 2004 XR190. 

Ipotiziamo anche che l'orbita del lontano 2008 ST291 è stato probabilmente modificato dal meccanismo MMR + KR , in questo caso, attraverso la risonanza di Nettuno 6:1.

Fino ad ora, tra gli SDO, era noto solo un oggetto, 2004 XR190, che aveva un perielio significativamente oltre il bordo della cintura di Kuiper, ma aveva solo un'eccentricità moderata e un semiasse-maggiore moderato. 

2004 XR190 probabilmente ottenne il suo perielio elevato durante la migrazione verso l'esterno di Nettuno, dove l'effetto combinato del Mean Motion Resonance di Nettuno (MMR) 8:3 con la Kozai Resonance (KR) modificò l'eccentricità e l'inclinazione di 2004 XR190, per ottenere un perielio molto elevato ed una bassa eccentricità orbitale con una notevole inclinazione rispetto all'eclittica.

( Perielio contro Eccentricità. I cerchi rossi sono oggetti scoperti durante questo sondaggio (i grandi cerchi rossi sono al centro di questo lavoro). Gli oggetti sopra la linea tratteggiata sono considerati estremi con (a) > 150 UA. Gli oggetti con perielio alto oltre il limite della fascia di Kuiper a 50 UA ma solo un'eccentricità moderata sono probabilmente creati da una combinazione di Neptune Mean Motion Resonances (MMR) e Kozai Resonance (KR) ).

Sebbene i nuovi oggetti non abbiano inclinazioni eccezionalmente elevate come 2004 XR190 ( i = 46,7). È necessaria un'alta inclinazione di oltre 40 ° affinché il meccanismo KR funzioni e modifichi le orbite in modo efficiente da solo. 

Gli oggetti più moderatamente inclinati con inclinazioni di +20 ° , -40 ° possono avere le loro orbite significativamente modificate dal KR solo se sono anche in un MMR. Il meccanismo combinato MMR + KR potrebbe consentire agli oggetti di ottenere un perielio fino a 60 UA.

L'altissimo perielio di 2014 FZ71
Uno dei nuovi oggetti più interessanti è il 2014 FZ71, che ha il più alto perielio di qualsiasi oggetto noto dopo Sedna e 2012 VP113. Tuttavia, la moderata eccentricità e il semiasse maggiore di 2014 FZ71 rispetto a Sedna e al 2012 VP113 suggeriscono che abbia un'origine diversa. 2014 FZ71 è molto vicino al MMR 4:1 con Nettuno, e quindi l'orbita di 2014 FZ71 è stata probabilmente modificata attraverso interazioni con esso. È interessante notare che il grande perielio di 55,9 UA suggerisce che 2014 FZ71 non avrebbe attualmente una forte interazione con Nettuno. L'inclinazione e l'eccentricità relativamente moderate di 2014 FZ71 rendono più difficile invocare il solo meccanismo Kozai per spiegare l'alto perielio di 2014 FZ71.

Un'ampia popolazione di oggetti di risonanza MMR+KR 3:1
2015 FJ345, 2013 FQ28 e 2015 KH162 hanno orbite vicine al MMR 3: 1 con Nettuno. Nelle nostre simulazioni numeriche, 2015 FJ345 e FQ28 del 2013 hanno mostrato angoli di argomento del perielio risonanti oscillanti con il MMR 3:1 di Nettuno. 2015 KH162 non ha mostrato angoli di argomento risonante oscillante ed è quindi probabilmente un oggetto fossilizzato 3:1 MMR + KR. 2015 KH162 appare simile a (385607) 2005 EO297, ed altri studi, suggeriscono che è stato creato dalle interazioni MMR + KR.  

2013 FQ28 e in particolare 2015 FJ345 hanno un perielio molto più elevato e orbite meno eccentriche, e quindi hanno elementi in comune con 2004 XR190 e 2014 FZ71.
2015 FJ345 ha la più bassa eccentricità e il più alto perielio degli oggetti 3:1, che è coerente con MMR + KR responsabile pure per 2015 FJ345 della sua più alta inclinazione.
Il perielio minimo per tutti questi oggetti 3:1 potrebbe essere anche inferiore a 35 UA attraverso il meccanismo MMR + KR, consentendo forti interazioni con Nettuno.
Con le nuove scoperte, 2015 FJ345 e 2013 FQ28, sono i primi due oggetti ad avere orbite di perielio molto alti attraverso il MMR + KR 3:1 (entrambi hanno anche inclinazioni superiori a 25 °).

Altri oggetti perielio alto e moderato
Ci sono alcuni oggetti in che hanno un perielio moderatamente alto ma non sono vicini a nessun MMR di Nettuno. La risonanza più vicina per 2014 FC69 e per 2013 JD64 è 11:3. Entrambi questi oggetti hanno inclinazioni molto elevate di 30° e 50°, rispettivamente, suggerendo fortemente che le loro orbite sono state create attraverso un'interazione con il KR. 2014 QR441 non è vicino a nessun MMR di Nettuno, anche se è vicino alla risonanza 10:3 moderatamente forte. 2014 QR441 ha un'inclinazione molto alta di 42°, mostrando ancora una volta che il KR è probabilmente coinvolto.

( I cerchi più grandi mostrano oggetti con perielio superiore a 40 UA. Tutti gli oggetti ad alto perielio oltre 53 UA hanno inclinazioni maggiori di 20°, ad eccezione di 2012 FH84, scoperto di recente, che è probabilmente un raro oggetto esterno classico della cintura insieme a 1995 TL8, 2002 CP154 e 2001 FL193 [i grandi cerchi blu inclinazioni molto basse tra 50 e 53 UA] ).

I pochi indici colore che sono stati ottenuti per questi oggetti ad alto perielio, in orbita moderata, mostrano che sono tipici degli oggetti del disco diffuso.
Se queste due popolazioni di oggetti provenivano entrambe dalla stessa popolazione, ciò suggerisce che l'azione dell'MMR + KR è responsabile delle maggiori inclinazioni osservate. Questi oggetti furono probabilmente dispersi in queste orbite e catturati in risonanze. Qualunque cosa o evento abbia creato il bordo esterno della fascia di Kuiper probabilmente si è verificato durante o prima della collocazione di oggetti fossilizzati MMR + KR come 2004 XR190, poiché questi oggetti fossilizzati sarebbero probabilmente andati persi come qualsiasi altro oggetto oltre il bordo. Questo suggerirebbe che il bordo fu creato prima che Nettuno finisse di migrare verso l'esterno e creasse gli oggetti fossilizzati MMR + KR.

LINK (EN): https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/825/1/L13

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Un binario a contatto:

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2004 TT357

                                                 

2004 TT357, è un piccolo corpo che si trova nel disco diffuso, una regione esterna del sistema solare. Questo corpo celeste è su una risonanza orbitale di 2:5 con il pianeta Nettuno.

( Immagini HUBBLE, che non sono state in grado di risolvere le eventuali 2 componenti, i binari di contatto e i binari con orbite strette sono impossibili da risolvere e identificare con HST a causa della piccola separazione tra i componenti del sistema. Solo le curve di luce dettagliate con una caratteristica forma a V/U al minimo/massimo di luminosità e una grande ampiezza, sono in grado di identificare i binari stretti o di contatto. ).

Dati Fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +7,7  , e ha un diametro stimato di circa 127 km (Mediamente per le due componenti, assumendo un albedo di 0,10).
Con un ipotesi di due corpi a contatto, mediamente si stima 112 km per il primario e 86 km per il secondario.
Il valore più probabile per la densità è di 2 kg/dm3.
Il suo periodo di rotazione, dedotto dalla sua curva di luce, è pari a 7,79 h.

Parametri orbitali:
L' orbita di 2004 TT₃₅₇ ha un' eccentricità di 0,4270464 e ha un semiasse maggiore di 54,891311427 UA. Il suo perielio si trova ad una distanza di 31,450173174 UA dal sole e il suo afelio invece si spinge fino a 78,332449681 UA.
Mentre l'inclinazione della sua orbita corrisponde a 8,9998667° rispetto all'eclittica.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Analisi spettrale:
2004 TT357 è un oggetto moderatamente rosso con S = 14,3 ± 2, ed i suoi colori ottici sono:

• g ' – r ' = 0,74 ± 0,03 mag,
• r ' – i ' = 0,27 ± 0,04 mag,
• g ' – i ' = 0,99 ± 0,04 mag

(Sheppard 2012).

Con una magnitudine assoluta di H = +7,42 ± 0,07 mag, il diametro stimato di 2004 TT357 è :
218 ± 7 km, assumendo un albedo di 0,04
87 ± 3 km, assumendo un albedo di 0,25
(Sheppard 2012).

Analisi della curva di luce:

Le osservazioni di Thirouin e dei suoi collaboratori, per questo oggetto, hanno permesso loro di costruire una curva di luce che ha rivelato un periodo di ~ 7,79 ore e, cosa più particolare, una significativa variazione di ampiezza, dell'ordine di 0,76 +/- 0,03 magnitudini.

Gli studiosi, quindi, esplorano tre potenziali cause di questa variazione:

1. l'oggetto ha un'albedo variabile;
2. ha una forma allungata, ellissoidale;
3. o è un binario di contatto.

Gli asteroidi ed i TNO, tendono ad avere variazioni di albedo in media di non più del 10 – 20%.
Dalla curva di luce di 2004 TT357 si evince che le variazioni sono di ~ 80%, sembra quindi, improbabile che l'albedo sia la causa della variabilità. E mentre gli autori dimostrano che non possiamo escludere che 2004 TT357 possa avere un corpo di un ellissoide allungato (scaleno o triassiale), la morfologia della curva di luce favorisce la spiegazione più semplice che questo oggetto è un binario a contatto.

Supponendo un ellissoide triassiale, dobbiamo aspettarci una curva di luce con due valori massimi e due minimi, corrispondenti a una rotazione completa dell'oggetto. Tuttavia, se l'oggetto è uno sferoide con variazioni di albedo sulla sua superficie, dobbiamo aspettarci una curva di luce con un massimo e un minimo (Thirouin et al. 2014). Una curva di luce a picco singolo con una variabilità di circa 0,75 mag richiederebbe una variazione di albedo molto forte sulla superficie dell'oggetto, che è improbabile. D'altra parte, assumendo una rotazione veloce di 3,89 ore, l'oggetto sarebbe deformato a causa della sua rotazione e quindi la sua forma allungata produrrebbe una curva di luce a doppio picco (come nel caso di Haumea Lacerda et al. 2008; 2010 Thirouin et al.). Supponendo che 2004 TT357 è un oggetto sferico con un periodo di rotazione di 3,89 ore, la sua densità sarebbe di circa 0,7 g/cm3.
Infine, tracciando la curva di luce a doppio picco, si nota che la curva di luce è asimmetrica di circa 0,05 – 0,1 mag. Per tutti questi motivi, preferiamo la curva di luce a doppio picco per 2004 TT357. La curva di luce ha un periodo di rotazione di 7,79 ± 0,01 h , e un'ampiezza picco-picco di 0,76 ± 0,03 mag.
Con un'ampiezza della curva di luce di 0,76 mag, 2004 TT357 è tra le sequenze di Roche (Binario a contatto) e Jacobi (Ellissoide scaleno), e quindi la sua curva di luce può essere spiegata da un oggetto molto allungato o da un binario di contatto, supponendo che la variabilità sia dovuta alla forma dell'oggetto, anche se un binario di contatto di dimensioni non uguali non può mai raggiungere la soglia di ampiezza di 0,9 mag (necessaria per avere una certezza), anche se visualizzato con equatore in vista.

Densità:
(Leone ed altri1984) hanno studiato le sequenze di equilibrio di questi binari con un rapporto di massa tra 0,01 e 1. Utilizzando la rete di sequenze di Roche nell'ampiezza della curva di luce del piano-frequenza rotazionale, possiamo stimare il rapporto di massa e la densità di 2004 TT357 (Figura 2, adattata dalla figura 2 di Leone et al. 1984). Derivano due opzioni principali:
(1) un sistema con un rapporto di massa di Qmax = 0,8 ± 0,05 e una densità di ρmax = 5 g/cm3;
(2) un sistema con un rapporto di massa di Qmin = 0,45 ± 0,05 e una densità di ρmin = 2 g/cm3. Deriveremo Qmin e Qmax prendendo in considerazione la barra di errore dell'ampiezza della curva di luce. Sulla base del fatto che abbiamo solo una curva di luce di questo oggetto e il numero di ipotesi fatte da Leone et al. (1984), useremo rapporti di massa conservativi di Qmin = 0,4 e Qmax = 0,8. Utilizzando Leone et al. (1984), siamo in grado di ricavare solo i casi estremi (min e max); una combinazione di valori in mezzo sono entrambi possibili.

Se 2004 TT357 è un binario a contatto, cosa possiamo ipotizzare su di esso?
I suoi componenti molto probabilmente hanno un rapporto di massa molto disuguale in cui un lobo è solo 45% la massa dell'altro, questo secondo le stime degli autori degli studi.
La sua densità potrebbe essere piuttosto elevata — 2 g/cm3 — il che significa che probabilmente ha una composizione rocciosa, oltre a ghiaccio ed altri composti.

( Solo un'attenta modellazione del sistema utilizzando diverse curve di luce a diverse epoche ci permetterà di migliorare il rapporto di massa, la densità e la geometria del sistema. Il parametro 12 ω2/(πGρ) è 0,048 con un rapporto di massa di 0,8, ed è 0,120 con un rapporto di massa di 0,4 (Figura 2). Utilizzando la tabella 1 di Leone et al. (1984), si traggono i rapporti dell'asse e la separazione tra i componenti.
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Leggi anche: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa7ed3/meta

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( Sopra le distanze da Sole e Terra al momento delle osservazioni riportate sotto ).

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A cura di Andreotti Roberto e Giovanni Donati.